Войти
 Пульт управления LIGO Livingston, каким он был во время первого прогона наблюдений Advanced LIGO (O1) | |
| Альтернативные названия | LIGO  |
|---|---|
| Местоположение (а) | Хэнфордская площадка, Вашингтон и Ливингстон, Луизиана, США |
| Координаты | Обсерватория LIGO в Хэнфорде: 46 ° 27'18,52 ″ N 119 ° 24'27,56 ″ W / 46,4551444 ° N 119,4076556 ° W / 46,4551444; -119,4076556 (обсерватория LIGO в Хэнфорде). Обсерватория LIGO Ливингстон: 30 ° 33'46,42 ″ с.ш., 90 ° 46'27,27 ″ з.д. / 30,5628944 ° с.ш., 90,7742417 ° з.д. / 30,5628944; -90.7742417 (Обсерватория LIGO Livingston) |
| Организация | LIGO Scientific Collaboration |
| Длина волны | 43 км (7,0 кГц) -10 000 км (30 Гц) |
| Построен | 1994 –2002 (1994 –2002 ) |
| Первый свет | 23 августа 2002 |
| Телескопический стиль | гравитационно-волновая обсерватория |
| Длина | 4,000 м ( 13,123 футов 4 дюйма) |
| Веб-сайт | www.ligo.caltech.edu |
  Обсерватория LIGO Livingston Обсерватория LIGO Hanford Обсерватории LIGO в Соседние Соединенные Штаты | |
 Связанные СМИ на Wikimedia Commons | |
Гравитационно-волновая обсерватория с лазерным интерферометром (LIGO ) - это крупномасштабный физический эксперимент и обсерватория для обнаружения космических гравитационных волн и для развития наблюдений за гравитационными волнами в качестве астрономического инструмента. В США были построены две большие обсерватории с целью обнаружения гравитационных волн с помощью лазера интерферометрия. Эти обсерватории используют пространство зеркал. d четыре километра друг от друга, которые способны обнаруживать изменение диаметра заряда протона .
менее чем на одну десятитысячную. Первые обсерватории LIGO финансировались Национальным научным фондом (NSF) и были задуманы, построены и эксплуатируются Caltech и MIT. Они собирали данные с 2002 по 2010 год, но гравитационных волн не обнаружено.
Расширенный проект LIGO по усовершенствованию оригинальных детекторов LIGO начался в 2008 году и продолжает поддерживаться NSF при важном вкладе Совета по науке и технологиям Соединенного Королевства, Общество Макса Планка Германии и Австралийский исследовательский совет. Усовершенствованные детекторы начали работать в 2015 году. Об обнаружении гравитационных волн сообщили в 2016 году LIGO Scientific Collaboration (LSC) и Virgo Collaboration с международным участием ученых из нескольких университетов. и исследовательские институты. Ученые, участвующие в проекте и анализе данных для гравитационно-волновой астрономии, организованы LSC, в который входят более 1000 ученых со всего мира, а также 440 000 активных Einstein @ Home пользователей по состоянию на декабрь 2016 года.
LIGO - это самый крупный и амбициозный проект, когда-либо финансировавшийся NSF. В 2017 г. Нобелевская премия по физике была присуждена Райнеру Вайсу, Кипу Торну и Барри С. Бэришу "за решающий вклад в детектор LIGO и наблюдение гравитационных волн ».
Наблюдения производятся« сериями ». По состоянию на декабрь 2019 года LIGO выполнила 3 запуска и 50 обнаружений гравитационных волн. Техническое обслуживание и модернизация детекторов производятся между запусками. Первый запуск, O1, который проводился с 12 сентября 2015 года по 19 января 2016 года, позволил сделать первые 3 обнаружения, все слияния черных дыр. Во втором прогоне, O2, который проходил с 30 ноября 2016 года по 25 августа 2017 года, было сделано 8 обнаружений, 7 слияний черных дыр и первое слияние нейтронных звезд. Третий запуск O3 начался 1 апреля 2019 года; он разделен (пока) на O3a с 1 апреля по 30 сентября 2019 года и O3b с 1 ноября 2019 года до его приостановки в марте 2020 года из-за COVID-19.
Аэрофотоснимок объекта LIGO в Ливингстоне. Концепция LIGO была основана на ранних работах многих ученых по тестированию компонента Альберта Эйнштейн теория общей теории относительности, существование гравитационных волн. Начиная с 1960-х годов американские ученые, в том числе Джозеф Вебер, а также советские ученые и разработали основные идеи и прототипы лазерной интерферометрии, а в 1967 году Райнер Вайс из Массачусетского технологического института опубликовал анализ использования интерферометра и инициировал строительство прототипа с военным финансированием, но оно было прекращено до того, как он стал действующим. Начиная с 1968 года Кип Торн инициировал теоретические исследования гравитационных волн и их источников в Калифорнийском технологическом институте и был убежден, что обнаружение гравитационных волн в конечном итоге будет успешным.
Прототип интерферометрических гравитационных волн. волновые детекторы (интерферометры) были построены в конце 1960-х годов Робертом Л. Форвардом и его коллегами из Hughes Research Laboratories (с зеркалами, установленными на виброизолированной пластине, а не свободно вращающейся), и в 1970-х (со свободно вращающимися зеркалами, между которыми свет отражался много раз) Вайсом из Массачусетского технологического института, а затем Хайнцем Биллингом и его коллегами из Гархинга, Германия, и затем Рональд Древер, Джеймс Хаф и его коллеги из Глазго, Шотландия.
В 1980 году NSF профинансировал исследование большого интерферометра под руководством MIT (Paul Linsay, Питер Солсон, Райнер Вайс), а в следующем году Калифорнийский технологический институт построил 40-метровый прототип (Рональд Древер и Стэн Уиткомб). Исследование MIT установило возможность создания интерферометров в масштабе 1 км с адекватной чувствительностью.
Под давлением NSF, MIT и Caltech попросили объединить усилия для руководства проектом LIGO, основанным на исследовании MIT и экспериментальная работа в Калтехе, Массачусетском технологическом институте, Глазго и Гархинг. Древер, Торн и Вайс сформировали руководящий комитет LIGO, хотя в 1984 и 1985 годах им было отказано в финансировании. К 1986 году их попросили распустить руководящий комитет, и был назначен единственный директор, Рохус Э. Фогт (Калифорнийский технологический институт).. В 1988 г. было получено финансирование на предложение по исследованиям и разработкам.
С 1989 по 1994 гг. LIGO не добилась технического и организационного прогресса. Только политические усилия продолжали получать финансирование. Текущее финансирование обычно отклонялось до 1991 года, когда США Конгресс согласился профинансировать LIGO на первый год в размере 23 миллионов долларов. Однако требования для получения финансирования не были выполнены или утверждены, и NSF поставил под сомнение технологическую и организационную основу проекта. К 1992 году LIGO была реорганизована, и Drever больше не был прямым участником. Текущие проблемы управления проектом и технические проблемы были выявлены в обзорах проекта NSF, что привело к удержанию средств до тех пор, пока они официально не заморозили расходы в 1993 году.
В 1994 году, после консультации между соответствующим персоналом NSF, научные руководители LIGO, и президенты Массачусетского технологического института и Калифорнийского технологического института, Фогт ушел в отставку, и Барри Бэриш (Калифорнийский технологический институт) был назначен директором лаборатории, а NSF ясно дало понять, что у LIGO есть последний шанс на поддержку. Команда Бариша создала новое исследование, бюджет и план проекта с бюджетом, превышающим предыдущие предложения на 40%. Бариш предложил NSF и Национальному научному совету построить LIGO в качестве эволюционного детектора, где было бы возможно обнаружение гравитационных волн с помощью первоначального LIGO, а также с помощью усовершенствованного LIGO. Это новое предложение получило финансирование NSF, Бариш был назначен главным исследователем, и увеличение было одобрено. В 1994 году с бюджетом в 395 миллионов долларов США LIGO считалась крупнейшим финансируемым проектом NSF в истории. Проект положил начало в Хэнфорде, штат Вашингтон, в конце 1994 года и в Ливингстоне, штат Луизиана, в 1995 году. По мере того, как в 1997 году строительство приближалось к завершению, под руководством Бариша были сформированы два организационных учреждения: LIGO Laboratory и LIGO Scientific Collaboration (LSC). Лаборатория LIGO состоит из помещений, поддерживаемых NSF в рамках LIGO Operation и Advanced RD; это включает администрирование детектора LIGO и испытательного оборудования. LIGO Scientific Collaboration - это форум для организации технических и научных исследований в LIGO. Это отдельная организация от лаборатории LIGO и ее собственный надзор. Бариш назначил Вайса первым представителем этого научного сотрудничества.
Первоначальные операции LIGO в период с 2002 по 2010 год не обнаружили никаких гравитационных волн. В 2004 году под руководством Бариша были заложены финансирование и фундамент для следующего этапа разработки LIGO (названного «Enhanced LIGO»). За этим последовало многолетнее отключение, а детекторы были заменены значительно улучшенными версиями "Advanced LIGO". Большая часть исследований и разработок машин LIGO / aLIGO была основана на новаторской работе с детектором GEO600 в Ганновере, Германия. К февралю 2015 года детекторы были переведены в инженерный режим в обоих местах.
К середине сентября 2015 года «крупнейшая в мире гравитационно-волновая установка» завершила пятилетний капитальный ремонт стоимостью 200 миллионов долларов США с общей стоимостью 620 миллионов долларов. 18 сентября 2015 года Advanced LIGO начала свои первые формальные научные наблюдения, чувствительность которых примерно в четыре раза выше, чем у первоначальных интерферометров LIGO. Его чувствительность будет повышена до тех пор, пока к 2021 году он не достигнет проектной чувствительности.
11 февраля 2016 года LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration опубликовали статью о обнаружение гравитационных волн по сигналу, обнаруженному в 09.51 UTC 14 сентября 2015 года двух ~ 30 солнечных масс черных дыр, сливающихся примерно 1,3 миллиарда световых -лет от Земли.
Текущий исполнительный директор Дэвид Рейтце объявил о результатах на мероприятии для СМИ в Вашингтоне, округ Колумбия, а заслуженный исполнительный директор Барри Бэриш представил первую научную статью о результатах в ЦЕРН перед физическим сообществом.
2 мая 2016 года члены LIGO Scientific Collaboration и другие участники были награждены Специальной премией за прорыв в фундаментальной физике за вклад к прямому обнаружению гравитационных волн.
16 июня 2016 года LIGO объявил второй сигнал был обнаружен в результате слияния двух черных дыр, масса которых в 14,2 и 7,5 раз превышает массу Солнца. Сигнал был получен 26 декабря 2015 года в 3:38 UTC.
Обнаружение третьего слияния черных дыр между объектами массой 31,2 и 19,4 Солнца произошло 4 января 2017 года и было объявлено 1 января. Июнь 2017 года.
Четвертое обнаружение слияния черных дыр между объектами массой 30,5 и 25,3 Солнца было зарегистрировано 14 августа 2017 года и было объявлено 27 сентября 2017 года.
В 2017 году, Вайс, Бариш и Торн получили Нобелевскую премию по физике «за решающий вклад в создание детектора LIGO и наблюдение гравитационных волн». Вайс получил половину от общего призового фонда, а Бариш и Торн получили приз в четверть.
LIGO возобновила работу после остановки для улучшений 26 марта 2019 г., и ожидается, что Дева присоединится к сети 1 Апрель 2019.
Кривые шума детектора для начального и расширенного LIGO в зависимости от частоты. Они расположены над полосами для космических детекторов, таких как усовершенствованная космическая антенна лазерного интерферометра (eLISA) и синхронизирующие массивы пульсаров, такие как European Pulsar Timing Array ( EPTA). Показаны также характерные напряжения потенциальных астрофизических источников. Для обнаружения характерная деформация сигнала должна быть выше кривой шума. Эти частоты, которые может обнаруживать aLIGO, находятся в диапазоне человеческого слуха.Миссия LIGO - непосредственно наблюдать гравитационные волны космического происхождения. Эти волны были впервые предсказаны общей теорией относительности Эйнштейна в 1916 году, когда технология, необходимая для их обнаружения, еще не существовала. Их существование было косвенно подтверждено, когда наблюдения двойного пульсара PSR 1913 + 16 в 1974 г. показали орбитальный распад, который совпал с предсказаниями Эйнштейна о потере энергии гравитационным излучением. Нобелевская премия по физике 1993 г. была присуждена Халсу и Тейлору за это открытие.
Прямое обнаружение гравитационных волн искали давно. Их открытие положило начало новому разделу астрономии, дополняющему электромагнитные телескопы и нейтринные обсерватории. Джозеф Вебер был пионером в обнаружении гравитационных волн в 1960-х годах благодаря своей работе над датчиками резонансной массы. Детекторы полос по-прежнему используются на шести объектах по всему миру. К 1970-м годам ученые, в том числе Райнер Вайс, осознали применимость лазерной интерферометрии к измерениям гравитационных волн. Роберт Форвард управлял интерферометрическим детектором в Хьюзе в начале 1970-х.
На самом деле, еще в 1960-х, а может быть и до этого, были опубликованы статьи о волновом резонансе света и гравитационных волн.. В 1971 году была опубликована работа по методам использования этого резонанса для обнаружения высокочастотных гравитационных волн. В 1962 г. М. Э. Герценштейн и В. И. Пустовойт опубликовали самую первую работу, описывающую принципы использования интерферометров для регистрации очень длинноволновых гравитационных волн. Авторы утверждали, что при использовании интерферометров чувствительность может быть в 10-10 раз лучше, чем при использовании электромеханических экспериментов. Позже, в 1965 году, Брагинский подробно обсудил источники гравитационных волн и их возможное обнаружение. Он указал на статью 1962 года и упомянул возможность обнаружения гравитационных волн, если интерферометрическая технология и методы измерения улучшатся.
С начала 1990-х годов физики думали, что технология эволюционировала до такой степени, что теперь возможно обнаружение гравитационных волн - представляющих значительный астрофизический интерес.
В августе В 2002 году LIGO начала поиск космических гравитационных волн. Ожидаются измеримые выбросы гравитационных волн от двойных систем (столкновения и слияния нейтронных звезд или черных дыр ), взрывы сверхновых массивных звезд (которые образуют нейтронные звезды и черные дыры), аккреция нейтронных звезд, вращение нейтронных звезд с деформированными корками и остатки гравитационного излучения, созданного рождением Вселенной. Теоретически обсерватория может также наблюдать более экзотические гипотетические явления, такие как гравитационные волны, вызванные колебаниями космических струн или сталкивающихся доменных стенок.
LIGO управляет двумя гравитационными волновые обсерватории в унисон: обсерватория LIGO Livingston (30 ° 33′46,42 ″ N 90 ° 46′27,27 ″ W / 30,5628944 ° N 90,7742417 ° W / 30,5628944; -90,7742417 ) в Ливингстон, Луизиана, и обсерватория LIGO Hanford на участке DOE Hanford Site (46 ° 27′18,52 ″ N 119 ° 24′27,56 ″ W / 46,4551444 ° N 119,4076556 ° W / 46.4551444; -119.4076556 ), расположенный недалеко от Ричленд, Вашингтон. Эти участки разделены расстоянием 3 002 километра (1865 миль) по прямой по земле и 3030 километрами (1883 мили) над поверхностью. Поскольку ожидается, что гравитационные волны распространяются со скоростью света, это расстояние соответствует разнице во времени прибытия гравитационных волн до десяти миллисекунд. Благодаря использованию трилатерации разница во времени прихода помогает определить источник волны, особенно когда третий аналогичный инструмент, такой как Virgo, расположенный на еще большем расстоянии в Европе,
Каждая обсерватория поддерживает L-образную систему сверхвысокого вакуума, измеряющую 4 километра (2,5 мили) с каждой стороны. В каждой вакуумной системе можно установить до пяти интерферометров.
Обсерватория LIGO Livingston содержит один лазерный интерферометр в основной конфигурации. В 2004 г. этот интерферометр был успешно модернизирован системой активной виброизоляции на основе гидравлических приводов, обеспечивающей изоляцию с коэффициентом 10 в диапазоне 0,1–5 Гц. Сейсмические колебания в этой полосе обусловлены, главным образом, микросейсмическими волнами и антропогенными источниками (транспорт, каротаж и т. Д.).
В обсерватории LIGO в Хэнфорде находится один интерферометр, почти идентичный интерферометру в обсерватории Ливингстона. Во время начальной и расширенной фаз LIGO интерферометр половинной длины работал параллельно с основным интерферометром. Для этого 2-километрового интерферометра резонаторы на плечах Фабри – Перо имели такую же оптическую точность и, таким образом, вдвое меньше времени хранения, чем 4-километровые интерферометры. При половинном времени хранения теоретическая чувствительность к деформации была такой же хорошей, как у полноразмерных интерферометров выше 200 Гц, но только вдвое хуже на низких частотах. В ту же эпоху Хэнфорд сохранил свою первоначальную систему пассивной сейсмической изоляции из-за ограниченной геологической активности в юго-восточном Вашингтоне.
Упрощенная работа обсерватории гравитационных волн Рисунок 1 : светоделитель (зеленая линия) разделяет когерентный свет (из белого поля) на два луча, которые отражаются зеркала (голубые продолговатые); показан только один исходящий и отраженный луч в каждом плече, разделенный для ясности. Отраженные лучи рекомбинируют, и обнаруживается интерференционная картина (фиолетовый кружок). Рисунок 2 : Гравитационная волна, проходящая через левое плечо (желтый), изменяет свою длину и, следовательно, интерференционную картину. Параметры в этот раздел относится к эксперименту Advanced LIGO. Первичный интерферометр состоит из двух линий пучка длиной 4 км, которые образуют интерферометр Майкельсона с рециркуляцией энергии и плечами эталона Жира – Турнуа. Предварительно стабилизированный 1064 нм Nd: YAG-лазер излучает луч мощностью 20 Вт, который проходит через зеркало с рециркуляцией энергии. Зеркало полностью пропускает свет, падающий от лазера, и отражает свет с другой стороны, увеличивая мощность светового поля между зеркалом и последующим светоделителем до 700 Вт. От светоделителя свет проходит по двум ортогональным плечам. За счет использования частично отражающих зеркал резонаторы Фабри – Перо создаются в обоих плечах, что увеличивает эффективную длину пути лазерного света в плече. Мощность светового поля в резонаторе составляет 100 кВт.
Когда гравитационная волна проходит через интерферометр, пространство-время в локальной области изменяется. В зависимости от источника волны и ее поляризации это приводит к эффективному изменению длины одного или обоих резонаторов. Изменение эффективной длины между лучами приведет к тому, что свет, находящийся в настоящее время в резонаторе, будет очень немного выходить из фазы (противофазы) с входящим светом. Следовательно, резонатор будет периодически очень немного выходить из когерентности, и лучи, которые настроены на , деструктивно интерферирующие на детекторе, будут иметь очень небольшую периодически изменяющуюся расстройку. Это приводит к измеряемому сигналу.
После примерно 280 спусков на расстояние 4 км к дальним зеркалам и обратно два отдельных луча покидают плечи и рекомбинируют на светоделителе. Лучи, возвращающиеся из двух плеч, сохраняются в противофазе, так что, когда оба плеча находятся в когерентности и интерференции (например, когда гравитационная волна не проходит), их световые волны вычитаются, и свет не должен попадать на фотодиод .. Когда гравитационная волна проходит через интерферометр, расстояния вдоль плеч интерферометра сокращаются и удлиняются, в результате чего лучи становятся немного менее противофазными. Это приводит к тому, что лучи входят в фазу, создавая резонанс , следовательно, часть света попадает на фотодиод, указывая на сигнал. Свет, не содержащий сигнала, возвращается в интерферометр с помощью зеркала с рециркуляцией мощности, что увеличивает мощность света в плечах. В реальной работе источники шума могут вызывать движение оптики, которое производит эффекты, аналогичные действительным сигналам гравитационных волн; Большая часть искусства и сложности инструмента заключается в поиске способов уменьшить эти ложные движения зеркал. Наблюдатели сравнивают сигналы с обоих участков, чтобы уменьшить влияние шума.
Западный участок LIGO интерферометра в Хэнфордской резервации На основе текущих моделей астрономических событий, и предсказания общей теории относительности, ожидается, что гравитационные волны, возникающие на расстоянии десятков миллионов световых лет от Земли, будут искажать расстояние между зеркалами в 4 км (2,5 мили) примерно на 10 м, то есть меньше одну тысячную диаметра заряда протона . Эквивалентно, это относительное изменение расстояния примерно на одну часть из 10. Типичным событием, которое может вызвать событие обнаружения, может быть поздняя стадия спирали и слияние двух черных дыр с массой 10- солнечной, а не обязательно расположенный в галактике Млечный Путь, что, как ожидается, приведет к очень специфической последовательности сигналов, часто обозначаемых лозунгом «щебетание», «всплеск», «звон квазинормальной моды», «экспоненциальный распад».
В своем четвертом научном цикле в конце 2004 года детекторы LIGO продемонстрировали чувствительность при измерении этих смещений с точностью до двух раз по сравнению с их конструкцией.
Во время пятого научного прогона LIGO в ноябре 2005 года чувствительность достигла основной проектной спецификации - обнаруживаемая деформация одной части из 10 в полосе частот 100 Гц. Обычно ожидается, что базовая линия на спирали двух нейтронных звезд с массой примерно солнечной будет наблюдаемой, если она находится в пределах примерно 8 миллионов парсек (26 × 10 ^ly ) или вблизи Местной группы, усредненное по всем направлениям и поляризациям. Также в это время LIGO и GEO 600 (германо-британский интерферометрический детектор) начали совместный научный запуск, в ходе которого они собирали данные в течение нескольких месяцев. Вирго (франко-итальянский интерферометрический детектор) присоединился к нам в мае 2007 года. Пятый научный запуск завершился в 2007 году, после того как тщательный анализ данных этого запуска не выявил каких-либо однозначных событий обнаружения.
В феврале 2007 года GRB 070201, короткий гамма-всплеск прибыл на Землю со стороны галактики Андромеды. Преобладающее объяснение большинства коротких гамма-всплесков - это слияние нейтронной звезды с нейтронной звездой или черной дырой. LIGO сообщил об отсутствии обнаружения GRB 070201, что с большой уверенностью исключило возможность слияния на расстоянии от Андромеды. Такое ограничение было основано на LIGO, в конечном итоге продемонстрировавшем прямое обнаружение гравитационных волн.
Северная ветвь (x-плечо) интерферометра LIGO в Хэнфордской резервации После завершения Science Run 5 первоначальный LIGO был модернизирован определенными технологиями, запланированными для Advanced LIGO, но доступными и способными быть модернизированными для исходного LIGO, что привело к конфигурации с улучшенной производительностью, получившей название Enhanced LIGO. Некоторые из улучшений в Enhanced LIGO включают:
Science Run 6 (S6) начался в июле 2009 г. с расширенными конфигурациями на детекторах 4 км. Он завершился в октябре 2010 года, и началась разборка оригинальных детекторов.
Упрощенная схема детектора Advanced LIGO (не в масштабе). После 2010 года LIGO отключился на несколько лет для серьезного обновления, установив новые детекторы Advanced LIGO в LIGO Инфраструктура обсерватории.
Проект продолжал привлекать новых участников, причем Австралийский национальный университет и Университет Аделаиды внесли свой вклад в Advanced LIGO, и к тому времени, когда Лаборатория LIGO запустила первую В сентябре 2015 г. в рамках серии наблюдений «O1» с помощью усовершенствованных детекторов LIGO в LIGO Scientific Collaboration приняли участие более 900 ученых со всего мира.
Первая серия наблюдений проводилась с чувствительностью, примерно в 3 раза большей, чем у исходной LIGO, и гораздо более высокой. большая чувствительность для больших систем с их пиковым излучением на более низких звуковых частотах.
11 февраля 2016 года коллаборации LIGO и Virgo объявили о первом наблюдении гравитационных волн. Сигнал получил название GW150914. Сигнал появился 14 сентября 2015 года, всего через два дня после того, как детекторы Advanced LIGO начали сбор данных после их обновления. Он соответствовал предсказаниям общей теории относительности для внутренней спирали и слияния пары пары из черных дыр и последующего отбрасывания получившегося одиночного черная дыра. Наблюдения продемонстрировали существование двойных систем черных дыр звездных масс и первое наблюдение слияния двойных черных дыр.
15 июня 2016 года LIGO объявила об обнаружении второго гравитационного волнового события, зарегистрированного 26 декабря 2015 года в 3:38 UTC. Анализ наблюдаемого сигнала показал, что событие было вызвано слиянием двух черных дыр с массами 14,2 и 7,5 солнечных масс на расстоянии 1,4 миллиарда световых лет. Сигнал был назван GW151226.
Вторая серия наблюдений (O2) проводилась с 30 ноября 2016 г. по 25 августа 2017 г., при этом Ливингстон добился улучшения чувствительности на 15–25% по сравнению с O1, а чувствительность Хэнфорда была аналогична чувствительности O1. В этот период LIGO видел еще несколько гравитационно-волновых событий: GW170104 в январе; GW170608 в июне; и пять других в период с июля по август 2017 года. Некоторые из них также были обнаружены сотрудниками Virgo Collaboration. В отличие от слияния черных дыр, которое можно обнаружить только гравитационно, GW170817 возникло в результате столкновения двух нейтронных звезд, а также было обнаружено электромагнитно с помощью гамма-спутников и оптических телескопов.
Третий запуск (O3) начался 1 апреля 2019 г. и планируется продлиться до 30 апреля 2020 г. Будущие сеансы наблюдений будут чередоваться с усилиями по вводу в эксплуатацию для дальнейшего повышения чувствительности. Он нацелен на достижение проектной чувствительности к 2021 году.
6 января 2020 года LIGO объявила об обнаружении того, что выглядело как гравитационная рябь от столкновения двух нейтронных звезд, зарегистрированного 25 апреля 2019 года LIGO Livingston. детектор. В отличие от GW170817, это событие не привело к обнаружению света. Кроме того, это первое опубликованное событие для обнаружения одной обсерваторией, учитывая, что детектор LIGO Hanford в то время был временно отключен, и событие было слишком слабым, чтобы его можно было увидеть в данных Девы.
LIGO-India, или INDIGO, является запланированным совместным проектом лаборатории LIGO и Индийской инициативы по наблюдению за гравитационными волнами (IndIGO) по созданию детектора гравитационных волн в Индии. Лаборатория LIGO в сотрудничестве с Национальным научным фондом США и партнерами Advanced LIGO из Великобритании, Германии и Австралии предложила предоставить все конструкции и оборудование для одного из трех запланированных детекторов Advanced LIGO для будет установлен, введен в эксплуатацию и эксплуатироваться группой индийских ученых на объекте, который будет построен в Индии.
Проект LIGO-India - результат сотрудничества лаборатории LIGO и консорциума LIGO-India: Института исследований плазмы, Гандинагар; IUCAA (Межуниверситетский центр астрономии и астрофизики), Центр передовых технологий Пуны и Раджа Раманна, Индор.
Расширение всемирной деятельности по обнаружению гравитационных волн для создания эффективной глобальной сети было целью LIGO в течение многих лет. В 2010 году план развития, выпущенный Международным комитетом по гравитационным волнам (GWIC), рекомендовал, чтобы расширение глобального набора интерферометрических детекторов было наивысшим приоритетом. Такая сеть предоставит астрофизикам более надежные возможности поиска и более высокие научные результаты. Текущее соглашение между LIGO Scientific Collaboration и Virgo объединяет три детектора сопоставимой чувствительности и составляет ядро этой международной сети. Исследования показывают, что локализация источников с помощью сети, включающей детектор, в Индии может обеспечить значительные улучшения. Прогнозируется, что улучшения в средних показателях локализации будут примерно на порядок, с существенно более значительными улучшениями в определенных областях неба.
NSF был готов разрешить это перемещение и связанные с ним задержки в расписании, если это не увеличило бюджет LIGO. Таким образом, все затраты, необходимые для создания лаборатории, эквивалентной площадкам LIGO для размещения детектора, должны нести принимающая страна. Первым потенциальным удаленным местоположением было AIGO в Западной Австралии, однако правительство Австралии не желало выделять финансирование до крайнего срока 1 октября 2011 года.
Место в Индии обсуждалось на заседании Совместной комиссии между Индией и США в июне 2012 года. Параллельно это предложение было оценено финансирующим агентством LIGO, NSF. Поскольку в основе проекта LIGO-India лежит передача одного из детекторов LIGO в Индию, этот план повлияет на работу и график работ по модернизации Advanced LIGO, которые уже ведутся. В августе 2012 года Национальный научный совет США одобрил запрос лаборатории LIGO об изменении области применения Advanced LIGO, отказавшись от установки хэнфордского интерферометра H2, и подготовив его вместо этого для хранения в ожидании отправки в LIGO-India. В Индии проект был представлен на утверждение и финансирование в Департамент атомной энергии и Департамент науки и технологий. 17 февраля 2016 года, менее чем через неделю после знаменательного объявления LIGO об обнаружении гравитационных волн, премьер-министр Индии Нарендра Моди объявил, что Кабинет министров предоставил «принципиальное» одобрение LIGO-India mega science. предложение.
Было выбрано место рядом с местом паломничества Аундха Нагнатха в районе Хинголи штата Махараштра в западной Индии.
Как и в случае с расширенным LIGO, в существующий инструмент Advanced LIGO будут внесены некоторые улучшения. Они называются предложениями A +, и их планируется установить с 2019 года до тех пор, пока модернизированный детектор не начнет работать в 2024 году. Изменения почти удвоят чувствительность Advanced LIGO и увеличат объем исследуемого пространства в семь раз. Обновления включают:
Потому что окончательный Выходной фотодетектор LIGO чувствителен к фазе, а не к амплитуде, можно сжать сигнал, чтобы получить меньше фазового шума и больше амплитудного шума, не нарушая квантово-механический предел на их товар. Это делается путем введения «состояния сжатого вакуума» в темный порт (выход интерферометра), который по соответствующему параметру тише, чем обычная темнота. Такое сжатое обновление было установлено на обоих участках LIGO перед третьим запуском наблюдений. Улучшение A + предусматривает установку дополнительного оптического резонатора , который вращает квадратуру сжатия от фазово-сжатых на высоких частотах (выше 50 Гц) до амплитудно-сжатых на низких частотах, тем самым также смягчая низкие- частота радиационное давление шум.
Детектор третьего поколения на существующих площадках LIGO планируется под названием «LIGO Voyager», чтобы повысить чувствительность еще в два раза и снизить вдвое частота отсечки до 10 Гц. Согласно планам, стеклянные зеркала и лазеры с длиной волны 1064 нм должны быть заменены на еще более крупные испытательные кремниевые массы массой 160 кг, охлажденные до 123 К (температура, достижимая с жидким азотом ), а также изменение на более длинную длину волны лазера в диапазоне 1500–2200 нм, при котором кремний прозрачен. (Во многих документах предполагается, что длина волны составляет 1550 нм, но это не окончательный вариант.)
"Вояджер" будет обновлением до A +, который будет работать примерно в 2027–2028 годах.
Проект для более крупного объекта с более длинными рукавами называется «Космический исследователь». Он основан на технологии LIGO Voyager, имеет аналогичную L-образную геометрию типа LIGO, но с рукавами длиной 40 км. В настоящее время объект планируется разместить на поверхности. Он имеет более высокую чувствительность, чем телескоп Эйнштейна для частот выше 10 Гц, но более низкую чувствительность ниже 10 Гц.
Астрономический портал 
Физический портал  | Найдите ligo в Wiktionary, бесплатном словаре. |
 | Викискладе есть средства массовой информации, связанные с LIGO. |
